Capella (astronomia)

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Capella
Fotografia di Capella.Fotografia di Capella.
Classificazione Stella multipla
(binaria di giganti gialle + binaria di nane rosse)
Classe spettrale Combinata: G5IIIe+[1]
A:G8III[2]
B:G0III[2]
C:M1[3]
D:M5[4]
Distanza dal Sole A/B: 42,53 ± 0,09 anni luce
(13,042 ± 0,028 pc)[5]
Costellazione Auriga
Coordinate
(all'epoca J2000.0)
Ascensione retta A/B: 5h 16m 41,359s [1]
C: 5h 17m 23,77s [3]
D: 5h 17m 23,77s [4]
Declinazione A/B: +45° 59′ 52,768″[1]
C: +45° 50′ 22,97″[3]
D:+45° 50′ 29,0″[4]
Lat. galattica A/B: 4,5664°[1]
Long. galattica A/B: 162,5885°[1]
Parametri orbitali
Semiasse maggiore 110,06 ± 0,23 × 106 km
0,7357 ± 0,0015 UA[5]
Periodo orbitale 104,02173 ± 0,00022 giorni[5]
Inclinazione orbitale 137,212° ± 0,051°[5]
Eccentricità 0,00087 ± 0,00013[6]
Longitudine del
nodo ascendente		 40,421° ± 0,064°[5]
Dati fisici
Raggio medio A:11,87 ± 0,56 R⊙[7]
B:8,75 ± 0,32 R⊙[7]
C:0,54 ± 0,03 R⊙[8]
D:0,25[9] R⊙
Massa
A:2,573 ± 0,009 M⊙[6]
B: 2,488 ± 0,008 M⊙[6]
C:0,53 M⊙[10]
D:0,19[10] M⊙
Acceleraz. di gravità in superficie A:log g=2,681 ± 0,041[5]
B:log g=2,942 ± 0,032[5]
Periodo di rotazione A:104 giorni[11]
B:8,64 ± 0,09 giorni[12]
Velocità di rotazione A:8,5 ± 1,0 km/s[13]
B:32,7 ± 3,3 km/s[14]
Temperatura
superficiale
A:4 920 ± 70 K[5]
B:5 680 ± 70 K[5]
C:3 700 ± 150 K[8]
D:? K (media)
Luminosità
A:74,2 ± 8,2 L⊙[5]
B:71,5 ± 6,1 L⊙[5]
C:0,05 L⊙[8]
D:0,0005[9] L⊙
Indice di colore (B-V) A:0,928 ± 0,057[5]
B:0,693 ± 0,044[5]
C:1,50[3]
D:?
Metallicità [Fe/H] = +0,05 ± 0,08[15]
Età stimata 540-590 milioni di anni[5]
Dati osservativi
Magnitudine app. Combinata:+0,08[1]
A:0,315 ± 0,017[5]
B:0,186 ± 0,016[5]
C:+9,53[8]
D:+13,7[4]
Magnitudine ass. Combinata:−0,49[16]
A:−0,26[16]
B:−0,39[16]
C:+8,96[16]
D:+13,13[16]
Parallasse 77,29 ± 0,89 mas[1]
Moto proprio AR: 75,52 mas/anno
Dec: −427,11 mas/anno[1]
Velocità radiale +30,2 km/s[1]
Nomenclature alternative
Capella, Alhajoth, Amalthea, Hokulei, α Aur, Alfa Aurigae, Alfa Aur, ADS 3841, 13 Aur, GJ 194/195, HD 34029, HIP 24608, HR 1708, SAO 40186, WDS 05167+4600.

Capella (α Aur / α Aurigae / Alfa Aurigae) è la stella più brillante della costellazione dell’Auriga, la sesta stella più luminosa del cielo notturno (dopo Sirio, Canopo, Alfa Centauri, Arturo e Vega), nonché la terza stella più brillante dell'emisfero nord celeste, dopo Arturo e Vega. È una stella piuttosto vicina, dal momento che dista dal Sole 42,5 anni luce[5].

Benché ad occhio nudo appaia come una stella singola, si tratta in realtà di un sistema multiplo costituito da quattro componenti, raggruppate in due stelle binarie. La prima coppia è formata da due stelle giganti di classe spettrale G, aventi entrambe una massa di circa 2,5 masse solari[6] ed un raggio che si aggira intorno a 10 volte quello della nostra stella[7]. Le due stelle, che orbitano attorno al comune baricentro seguendo una traiettoria piuttosto stretta, sono probabilmente in una fase piuttosto avanzata della propria evoluzione, prossime a raggiungere la fase di gigante rossa. L'altra coppia, distante circa 10 000 UA dalla prima[17], è composta da due piccole e deboli stelle rosse di sequenza principale.

Per via della sua luminosità, la stella sin dall'antichità è stata associata alla mitologia; il nome stesso Capella deriva dal latino col significato di "capretta", in riferimento al mito di Amaltea, la capra che allattò Giove sul monte Ida a Creta[18].

Indice

Osservazione [modifica]

La posizione di Capella nella costellazione dell'Auriga.

Capella appare come un astro di colore giallo oro, facilmente individuabile nella parte nord-occidentale della costellazione dell'Auriga a causa della sua grande luminosità: ha infatti una magnitudine apparente di 0,08[1]. La stella rappresenta la spalla sinistra dell'auriga (il cocchiere), o, a seconda delle tradizioni, la capra portata in spalla dall'auriga stesso. Capella si trova poco a nord del triangolo isoscele formato dalle tre deboli stelle (ε, ζ e η Aurigae) che formano l'asterismo conosciuto come il naso dell'Auriga[19] o, nei paesi anglosassoni, the three kids (i tre capretti)[20].

Capella ha una declinazione pari a 46°N[1], che la rende la stella di prima magnitudine più vicina al polo nord celeste (Polaris, l'attuale stella polare, ha invece una magnitudine di 2,0[21]). Di conseguenza Capella presenta la maggiore osservabilità dalle regioni dell'emisfero boreale, ove diventa circumpolare a nord del 44º parallelo: a causa di ciò nei Paesi del Nord Europa, in tutta la Germania, in quasi tutta la Francia, nell'Italia settentrionale, nella maggior parte del Canada, nella parte settentrionale degli Stati Uniti e in buona parte della Russia essa non tramonta mai; durante l'inverno boreale appare altissima nel cielo alle latitudini temperate. Il periodo migliore per la sua osservazione ricade nei mesi compresi fra la fine di ottobre e aprile.

Nell'emisfero australe invece le possibilità di osservazione di Capella sono più ridotte: la stella infatti è invisibile a sud del 44°S[22], ovvero nelle regioni più meridionali di Argentina, Cile e Nuova Zelanda. È però ben visibile in tutto il continente africano, in tutta l'Asia e in tutta l'Australia, sebbene nelle regioni meridionali dell'Africa e in Australia appaia bassa in direzione dell'orizzonte nord e sia visibile solo per pochi mesi all'anno in coincidenza dell'estate australe.

Capella è la sesta stella più luminosa del cielo dopo Sirio, Canopo, α Centauri, Arturo e Vega. In particolare, è appena meno luminosa di Arturo (che ha magnitudine −0,04[23]) e di Vega (che ha magnitudine 0,03[24]); inoltre, Arturo, Vega e Capella sono le tre stelle più luminose dell'emisfero celeste boreale.

Luminosità comparata nel tempo [modifica]

Il moto proprio di Capella (disco giallo) e Aldebaran (arancione); viene rappresentato il percorso che le due stelle hanno compiuto negli ultimi 450 000 anni e compiranno nei prossimi 300 000 anni. Le altre stelle, che pure si sono spostate e si sposteranno rispetto alle attuali posizioni, sono rappresentate come fisse per esigenze didattiche.

Fra 210 000 e 160 000 anni fa, quando fu superata da Canopo, Capella è stata la stella più luminosa dell'intero cielo notturno; in questo periodo però la stella aveva già superato il picco della sua luminosità, che si è verificato circa 240 000 anni fa, quando era Aldebaran la stella più brillante del cielo (con magnitudine −1,54[25]) e Capella si trovava a soli 28 anni luce dalla Terra; da tale distanza, la stella si mostrava con una magnitudine apparente di −0,86[26]. Attualmente Capella si sta allontanando dalla Terra al ritmo di 30,2 km ogni secondo[1], e quindi la sua luminosità apparente è destinata lentamente a diminuire nelle prossime migliaia di anni.

Nell'attuale epoca Capella e Aldebaran presentano una notevole distanza angolare nel cielo; tuttavia, sulla base del loro moto proprio, è stato possibile ricostruire come circa 450 000 anni fa le due stelle apparissero molto vicine fra loro, costituendo una brillante coppia. Le due stelle rimasero vicine per diverse migliaia di anni, un periodo sufficiente perché, in virtù della precessione degli equinozi, il polo nord celeste potesse passare in prossimità di questa coppia; per alcune migliaia di anni, quindi, la coppia Aldebaran-Capella ha svolto il ruolo di indicatrice del polo nord celeste[27].

Ambiente galattico [modifica]

La struttura della Bolla Locale. Si apprezza la posizione di Capella, del Sole e di altre stelle. L'immagine è orientata in modo che le stelle più vicine al centro galattico si trovino nella parte superiore della stessa.

Trovandosi a 42,5 anni luce dal Sole, Capella ne condivide lo stesso ambiente galattico; in particolare, si trova all'interno della Bolla Locale, una cavità del mezzo interstellare presente nel Braccio di Orione, uno dei bracci che compongono la spirale della Via Lattea. Le sue coordinate galattiche sono 162,59° e 4,57°.[1] Una longitudine galattica di circa 162,59° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Capella, se proiettata sul piano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il centro galattico un angolo di circa 162°: ciò significa che Capella è leggermente più lontana dal centro galattico di quanto non sia il Sole. Una latitudine galattica di 4° e mezzo significa che le due stelle sono quasi allineate sullo stesso piano e che Capella si trova poco più a nord rispetto al piano su cui giacciono il Sole e il centro galattico.

La stella più vicina a Capella, distante 3,9 anni luce, è L 1672-14[9], una debole stella rossa di classe M2 V[28] che, essendo di 11ª magnitudine, può essere osservata solo mediante telescopi. La seconda stella in ordine di vicinanza a Capella è invece λ Aurigae, una stella gialla di classe G1.5IV-V di magnitudine +4,70[29], che appare anche a occhio nudo vicino (circa 6°) a Capella, da cui dista 4,5 anni luce[9].

Gli studi condotti sin dagli anni sessanta[30] sul moto spaziale di Capella hanno permesso di inquadrare la stella all'interno della Corrente delle Iadi, la corrente stellare meglio studiata e conosciuta. I vettori del movimento medio della Corrente delle Iadi rispetto al sistema di riposo locale sono (U, V, W) = (−38 ± 6, −17 ± 6, −11 ± 12) km/s[31]: ciò significa che, rispetto al movimento medio del materiale della Via Lattea nei dintorni del Sole, la Corrente presenta in media un moto di allontanamento dal centro galattico di 38 km/s, un moto inverso rispetto alla rotazione galattica di 17 km/s e un moto verso il polo sud galattico di 11 km/s. Il movimento di Capella rispetto al sistema di riposo locale è invece (U, V, W) = (−36,5, −13,9, −9,1)[5]. I valori della stella sono abbastanza simili a quelli delle altre componenti della corrente, il che permettere di stabilire con un buon margine di certezza l'appartenenza di Capella alla Corrente delle Iadi. Poiché quest'ultima condivide lo stesso moto rispetto al sistema di riposo locale dell'ammasso aperto delle Iadi, Eggen[30] ha ipotizzato che la Corrente si sia originata dalla dispersione dell'ammasso aperto, che inizialmente, quindi, doveva avere dimensioni maggiori di quelle attuali[30]. Poiché l'età presunta dell'ammasso è 625 milioni di anni[32], se l'ipotesi di Eggen è corretta, allora le stelle della Corrente condividono la medesima origine all'interno di una nube molecolare gigante. Queste considerazioni fornirebbero importanti dati circa l'età di Capella e la sua composizione chimica, in quanto, se le stelle hanno una origine comune, allora hanno anche composizioni chimiche molto simili.

Caratteristiche principali [modifica]

Le componenti A e B di Capella risolte dal Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope (COAST). Per gentile concessione del Mullard Radio Astronomy Observatory.

Capella è un sistema stellare composto da una coppia di binarie, per un totale di quattro componenti: la prima coppia è costituita da due stelle giganti gialle di classe spettrale G, mentre la seconda è formata da due stelle rosse di sequenza principale di classe spettrale M. Le due binarie sono relativamente strette, mentre la distanza che separa una binaria dall'altra è di circa 10 000 UA[17] (~1,5 × 1012 km, ossia 0,15 anni luce).

La coppia di giganti è di gran lunga l'elemento predominante del sistema, contribuendo per circa il 99,99% alla radiazione emessa[33]. Le due giganti vengono contrassegnate dalle lettere A e B (a volte con Aa e Ab) e sono state fatte oggetto di intenso studio, mentre le due stelle rosse sono designate con le lettere C e D (talvolta Ha e Hb).

La coppia AB [modifica]

Difficoltà di studio [modifica]

Nonostante l'elevata luminosità apparente e il gran numero di osservazioni di cui è stato oggetto il sistema, vi sono ancora importanti incertezze riguardo molte caratteristiche della coppia A-B. Due fattori in particolare costituiscono un elemento di difficoltà: in primo luogo la vicinanza tra le due componenti; quindi l'elevata velocità di rotazione della componente B, che determina un allargamento delle righe spettrali della stella rendendo particolarmente difficile il calcolo della sua velocità radiale e di conseguenza la precisa determinazione dell'orbita che essa percorre[34]. Le difficoltà nel calcolo dell'orbita si traducono poi in una difficoltà nel calcolo delle masse delle due componenti principali e di altri parametri. Tuttavia proprio l'intensità delle osservazioni di cui Capella è stata fatta oggetto ha permesso di ottenere diversi risultati interessanti, che rendono meno sommaria la conoscenza di questo sistema.

Storia delle osservazioni dall'epoca moderna ad oggi [modifica]

Il telescopio Hooker da 2,5 metri dell'Osservatorio di Monte Wilson. Fa parte del sistema di telescopi che risolse per primo la coppia Capella AB.

La natura binaria di Capella AB è stata riconosciuta fra la fine dell'Ottocento e l'inizio del Novecento sulla base di osservazioni spettrografiche[35][36]; si cercò subito di risolvere visualmente la coppia ma senza successo[37]. La prima risoluzione certa della coppia risale al 1919, circa vent'anni dopo la scoperta della duplicità di Capella; essa è stata compiuta mediante il complesso di interferometri dell'Osservatorio di Monte Wilson[38]. Fu necessario attendere gli anni settanta del XX secolo perché Capella venisse nuovamente osservata con sistematicità al fine di risolvere la coppia AB[39][40]. Le osservazioni astrometriche finora più precise sono però quelle condotte da Hummel e colleghi nel 1994[34], compiute ancora presso l'Osservatorio di Monte Wilson. Infine, la coppia è stata nuovamente risolta nel 1997 tramite la Faint Object Camera del telescopio spaziale Hubble alle lunghezze d'onda dell'ultravioletto (130−300 nm)[41].

Per quanto riguarda lo studio delle velocità radiali di Capella A e B, bisogna rilevare che su quella della componente A c'è un buon accordo fra i risultati ottenuti da vari gruppi di studiosi fin dalle prime osservazioni di inizio Novecento, mentre sui parametri della componente B è presente ancora molta incertezza. Per parecchie decadi le misure più influenti della velocità radiale delle due componenti sono state quelle di Struve e Kilby (1953)[42] e di Wright (1954)[43]. Misurazioni di gran lunga più precise sono quelle compiute nel 1993 da Barlow e colleghi[44], superate in accuratezza da quelle pubblicate nel 2009 da Torres e colleghi[5]. Infine, nel 2011 sono state pubblicate le osservazioni compiute da Weber e Strassmeier presso l'Osservatorio del Teide, situato nell'isola di Tenerife, che hanno un margine di errore di circa la metà di quelle di Torres e colleghi (2009) e che quindi rappresentano un nuovo passo in avanti nella conoscenza del sistema[6].

Velocità radiali [modifica]

Le tabelle sottostanti riportano le misurazioni delle semiampiezze delle oscillazioni delle velocità radiali delle componenti A e B di Capella. Si può osservare che, come si è detto, è presente un buon accordo fra le misurazioni della velocità radiale della componente A, fin dalle prime risalenti all'inizio del Novecento. Le misurazioni più recenti devono considerarsi più precise in quanto effettuate con strumentazione più moderna.

Il problema nello studio di questa coppia è rappresentato dalle misurazioni della velocità radiale della componente B, che invece sono molto discordanti fra i vari studi. In particolare, gli studi più vecchi tendono a riportare delle ampiezze di oscillazione maggiori di quelli più recenti. Questo ha un notevole impatto sulla massa stimata di Capella B, in quanto minore è la semiampiezza dell'oscillazione della velocità radiale maggiore è la massa che viene calcolata. Si può notare come, mentre nelle misurazioni più vecchie la differenza fra le oscillazioni delle due componenti era considerevole, in quelle più recenti è più esigua; ciò significa che la differenza fra le masse di Capella A e Capella B è molto minore di quanto non si credesse un tempo.

Misurazioni della semiampiezza dell'oscillazione della velocità radiale del sistema (in km/s)
Capella A
Articolo Valore misurato
Newall (1899)[35] 26,89 ± 0,83
Campbell (1901)[36] 25,89 ± 0,18
Struve e Kilby (1953)[42] 26,46 ± 0,17
Barlow e colleghi(1993)[44] 25,96 ± 0,11
Torres e colleghi (2009)[5] 25,96 ± 0,04
Weber e Strassmeier (2011)[6] 25,960 ± 0,0065
Capella B
Articolo Valore misurato
Sanford (1922)[45] 34,34 ± 1,49
Struve e Kilby (1953)[42] 31,09 ± 0,82
Shen e colleghi (1985)[46] 29,75 ± 0,59
Beavers e Eitter (1986)[47] 30,43 ± 0,50
Barlow e colleghi (1993)[44] 27,70 ± 0,41
Torres e colleghi (2009)[5] 26,27 ± 0,09
Weber & Strassmeier (2011)[6] 26,840 ± 0,024

Calcolo dell'orbita [modifica]

Torres e colleghi (2009) forniscono una soluzione dell'orbita di Capella basata sia su osservazioni proprie sia su osservazioni precedenti, specialmente quelle di Hummel e colleghi (1994), e anche su altri lavori, tra cui quelli incentrati sulle velocità radiali di Newall (1900)[35], Campbell (1901)[36], Struve e Kilby (1953)[42], Beaver e Eitter (1986)[47], Shcherbakov e colleghi (1990)[48] e le rilevazioni astrometriche di Merrill (1922)[49], Kulgarin (1970)[39], Blazit e colleghi (1977)[40], Koechlin e colleghi (1979)[50], Baldwin e colleghi (1996)[51], Young e Dupree (2002)[41], Kraus e colleghi (2004)[52], nonché le misurazioni del satellite Hipparcos. A tutte le osservazioni è stato dato un peso direttamente proporzionale a quello della loro precisione.

Sulla base di tutti questi dati il gruppo di Torres ha dedotto che le due componenti di Capella AB compiono un'orbita intorno al comune centro di massa in 104,02173 ± 0,00022 giorni[5]; l'orbita, inclinata rispetto alla nostra visuale di 137,212° ± 0,051°[5], è priva o quasi di eccentricità. Il semiasse maggiore appare essere di 56,408 ± 0,025 mas[5], che alla distanza di 42,5 anni luce, corrispondono a 110,06 ± 0,23 milioni di km[5], che equivalgono a 0,7357 ± 0,0015 UA; l'ascensione retta del nodo ascendente è invece di 40,421° ± 0,064°[5].

Masse [modifica]

Hummel e colleghi (1994) avevano calcolato che Capella A avesse una massa di 2,69 M☉ e Capella B una massa di 2,56 M☉[34]. Poiché nelle stime più recenti la differenza fra le velocità radiali delle due componenti risulta inferiore a quella misurata in precedenza, la differenza fra i valori delle masse delle due componenti viene ritenuta minore di quella computata da Hummel e colleghi (1994). Torres e colleghi (2009) ipotizzano che Capella A abbia infatti una massa di 2,466 ± 0,018 M☉ e Capella B una massa di 2,443 ± 0,013 M☉[5]; la secondaria avrebbe quindi il 99% della massa della primaria. Weber & Strassmeier (2011) invece riportano un valore di 2,573 ± 0,009 M☉ per la primaria e di 2,488 ± 0,008 M☉ per la secondaria, stimando un rapporto fra le due grandezze di 0,9673 ± 0,0020[6].

Luminosità [modifica]

Un'altra immagine delle componenti A e B di Capella risolte dal COAST. Per gentile concessione del Mullard Radio Astronomy Observatory.

Un altro dei maggiori problemi nello studio del sistema Capella AB è rappresentato dalle luminosità delle due componenti, che deriva dalla difficoltà di discernere con precisione le linee spettrali di Capella B. Newall (1900) ha affermato che «probabilmente le due componenti non differiscono molto per quanto riguarda la loro luminosità»[35], mentre Campbell (1901) ha sostenuto che «nella porzione visibile dello spettro la componente solare [Capella A] è probabilmente almeno una magnitudine più luminosa delle due»[36]. Per molto tempo, la misura più influente della luminosità relativa fra le due componenti è stata quella di Wright (1954), il quale ha sostenuto che Capella A è 0,25 magnitudini più luminosa di Capella B[43]. Tuttavia Griffin e Griffin (1986) hanno dimostrato che le misurazioni di Wright (1954) erano inficiate da errori determinati dall'allargamento delle righe spettrali di Capella B dovute alla sua alta velocità di rotazione. Una volta preso in considerazione questo fattore, Capella B risulta nel visibile 0,15 magnitudini più luminosa di Capella A[53]; questo risultato è stato sostanzialmente confermato da Barlow e colleghi (1993) che hanno stimato che Capella A avesse magnitudine apparente 0,27 ± 0,01 e Capella B 0,14 ± 0,01[44]. Ulteriore supporto a questa tesi è arrivato dal lavoro di Torres e colleghi (2009), che hanno riscontrato una differenza di 0,13 magnitudini fra la luminosità di Capella B e quella di Capella A[5]. In particolare, essi stimano la magnitudine apparente di Capella B in 0,186 ± 0,016 e quella di Capella A in 0,315 ± 0,017[5].

Capella A presenta una temperatura superficiale inferiore a quella di Capella B, di conseguenza la prima emette più radiazione nelle bande dell'infrarosso, mentre la seconda emette maggiormente nelle bande del visibile e dell'ultravioletto; in particolare, nelle lunghezza d'onda inferiori a 700 nm Capella B risulta più luminosa, mentre il contrario avviene nelle lunghezze d'onda superiori a 700 nm. Se invece viene presa in considerazione la radiazione totale emessa dalle due componenti, allora Capella A risulta più luminosa di Capella B. Torres e colleghi (2009) hanno stimato che la luminosità totale (bolometrica) di Capella A è 74,2 ± 8,2 L☉, mentre quella di Capella B è 71,5 ± 6,1 L☉[5]. Questo dato, assieme alla maggiore massa di Capella A rispetto a Capella B, giustifica l'appellativo di primaria che le viene dato, sebbene nel visibile Capella B sia più luminosa.

Con una luminosità complessiva di quasi 150 L☉, Capella è il secondo oggetto più luminoso entro una distanza di 50 anni luce dal Sole, dopo Arturo: sono infatti gli unici due oggetti entro questa distanza ad avere magnitudine assoluta negativa[54].

Diametri [modifica]

Confronto fra le dimensioni delle quattro componenti di Capella e il Sole.

Capella A e B sono oggetti abbastanza grandi e vicini da rendere possibile una misura diretta dei loro diametri angolari mediante tecniche interferometriche. La prima misura dei diametri delle due componenti si deve a Blazit e colleghi (1977), che hanno ottenuto un valore di 5,2 ± 1,0 mas per il diametro di Capella A e di 4,0 ± 2,0 mas per il diametro di Capella B.

Tuttavia queste misure sono viziate dal presupposto, derivato da Wright (1954), che Capella A fosse 0,25 magnitudini più luminosa di Capella B. Corretto questo errore, sfruttando il fenomeno dell'oscuramento al bordo, di Benedetto e Bonneau (1991) hanno invece ottenuto un valore di 9,6 ± 2,3 mas per la primaria e di 6,28 ± 0,43 mas per la secondaria[55]. I valori misurati da Hummel e colleghi (1994), sempre dopo la medesima correzione, sono abbastanza comparabili: 8,5 ± 0,1 mas per la primaria e 6,4 ± 0,3 mas per la secondaria[34]. Infine, i diametri angolari sono stati misurati anche da Kraus e colleghi (2004), che però hanno deciso di non applicare alcuna correzione: 8,9 ± 0,6 mas e 5,8 ± 0,8 mas sono i valori ottenuti. Applicando correzioni uniformi a questi risultati e facendo la media fra loro si ottiene 8,47 ± 0,40 mas per la primaria e 6,24 ± 0,23 mas per la secondaria[52].

Alla distanza di 42,5 anni luce, queste misurazioni corrispondono a un raggio di 11,87 ± 0,56 R☉ per Capella A e di 8,75 ± 0,32 R☉ per Capella B; questi valori rappresentano rispettivamente il 7,5% e il 5,5% della distanza fra le due componenti, che quindi sono ben separate l'una dall'altra (e infatti esse non si eclissano a vicenda).

Temperature [modifica]

Le temperature superficiali delle due componenti del sistema binario AB sono state misurate con varie metodiche e c'è un discreto accordo fra le varie misurazioni. La tabella riporta alcune delle misurazioni più recenti e affidabili; dall'insieme di esse si può concludere che la secondaria ha una temperatura simile a quella del Sole, il che la pone tra le ultime sottoclassi della classe spettrale F e le prime sottoclassi della classe G, mentre la primaria ha una temperatura inferiore che la pone tra le ultime sottoclassi della classe G e le prime della classe K. Capella A è stata in effetti variamente assegnata alla classe G6[56], G8 o K0[2], mentre Capella B è stata assegnata alle classi G1[2], G0[43] o F9[56].

Alcune misurazioni della temperatura superficiale delle due componenti di Capella (valori espressi in Kelvin – K –)
Articolo Capella A Capella B
Ayres (1988)[57] 5 100 5 700
Bagnuolo e Sowell (1988)[58] 4 800 5 550
Hummel e colleghi (1994)[34] 4 940 ± 50 5 700 ± 100
Torres e colleghi (2009)[5] – misura spettroscopica – 4 900 ± 100 5 710 ± 100
Torres e colleghi (2009)[5] – misura fotometrica – 4 910 ± 113 5 610 ± 130
Media fra i valori di Torres e colleghi (2009)
e Hummel e colleghi (1994)		 4 920 ± 70 5 680 ± 70

Velocità e periodo di rotazione [modifica]

La tabella a lato mostra le velocità di rotazione (sini × v)[59] delle componenti A e B di Capella riportate in alcune pubblicazioni. La misura esatta della velocità di rotazione costituisce notoriamente un problema nelle stelle giganti, a causa sia dell'alta macroturbolenza dei gas atmosferici sia della bassa velocità con cui la stella ruota sul proprio asse: questo è vero in particolare per Capella A, per la quale esistono notevoli discordanze circa le varie misurazioni della velocità di rotazione. Invece la velocità di rotazione di Capella B, che, come anticipato, è notevolmente più elevata rispetto a quella di Capella A, è più facilmente distinguibile dalla macroturbolenza del gas atmosferico; non stupisce quindi che le misurazioni nel caso di questo astro siano maggiormente concordi.

Valori misurati delle velocità di rotazione
(sini × v) di Capella A e Capella B (in km/s)
Articolo Capella A Capella B
Shen e colleghi (1985)[46] 9 ± 5 35 ± 4
Griffin e Griffin (1986)[53] 7 ± (2–3) 36 ± (1–2)
Fekel e colleghi (1986)[60] 5 ± 2 36 ± 3
Huisong e Xuefu (1987)[61] 14 ± 3 —
Strassmeier e Fekel (1990)[2] 3 36
Batten e colleghi (1991)[62] — 36
Randich e colleghi (1994)[63] — 35
Medeiros e Mayor (1995)[14] — 32,7 ± 3,3
Petrov e colleghi (1996)[13] 8,5 ± 1,0 —

Per calcolare la velocità di rotazione dei due astri, e quindi il loro periodo di rotazione, è necessario conoscere il valore di i, cioè l'inclinazione dell'asse di rotazione rispetto al piano della linea di vista: si tratta di un valore che di solito è difficilmente determinabile, anche se Capella costituisce un'eccezione: infatti, di Capella A-B si conosce con buona approssimazione l'inclinazione del piano orbitale rispetto alla linea di vista. Sembra ragionevole supporre che l'asse di rotazione delle due componenti sia perpendicolare rispetto al piano dell'orbita e che quindi sia inclinato di circa 47° rispetto alla linea di vista terrestre. Una conferma indipendente di questo dato viene dal lavoro di Shcherbakov e colleghi (1990), i quali hanno studiato la linea dell'elio in corrispondenza della lunghezza d'onda di 1083 nm nello spettro di Capella A e hanno potuto appurare che essa varia con un periodo di circa 104 giorni; gli studiosi hanno imputato tale variazione alla presenza sulla superficie della stella di una piccola zona calda e attiva, che si sposta seguendo la rotazione della stella intorno al proprio asse, il che pertanto suggerisce che il periodo di rotazione di Capella A ammonti a 104 giorni[11]. Questo risultato è stato successivamente confermato da Katsova e Scherbakov (1998)[64] e da Strassmeier e colleghi (2001) analizzando le linee Hα e Hβ dell'idrogeno[12]. Il periodo di rotazione individuato è molto vicino al periodo di rivoluzione della stella intorno al centro di massa del sistema, e quindi ciò fa supporre che i due periodi siano sincroni. Ipotizzando pertanto che la stella ruoti in 104 giorni e che il suo asse di rotazione sia perpendicolare al piano orbitale, il valore di sini × v previsto è 3,92 ± 0,19 km/s, in discreto accordo con almeno alcune delle misurazioni effettuate.

Per quanto riguarda Capella B, Katsova e Scherbakov (1998) hanno analizzato che la linea dell'elio a 1083 nm presentava delle variazioni ogni 8,25 giorni e hanno interpretato questo dato, analogamente a quanto già fatto a proposito di Capella A, come riconducibile al periodo di rotazione della stella[64]. Strassmeier e colleghi (2001) hanno ripetuto le loro osservazioni nella serie dell'idrogeno e hanno potuto misurare un periodo di 8,64 ± 0,09 giorni[12]. Il valore di sini × v ottenuto dalla media di questi due risultati è 35,4 ± 1,5 km/s, in buon accordo con le misurazioni effettuate; ciò costituisce una potente conferma del fatto che l'asse di rotazione di entrambe le stelle è perpendicolare al piano orbitale. Inoltre, mentre la primaria presenta una rotazione sincrona col suo periodo di rivoluzione, la secondaria ruota più velocemente e il suo periodo di rotazione è un dodicesimo di quello di rivoluzione.

La coppia CD [modifica]

Nel 1914 R. Furuhjelm osservò che la coppia AB aveva una debole compagna, che possedeva un moto proprio simile e che quindi probabilmente era legata ad essa da vincoli gravitazionali[65]; Furuhjelm stimò che la stella, di magnitudine 10,6, fosse posta a circa 12' dalla coppia AB. Nel 1936 Carl L. Stearns scoprì la natura binaria di questa debole stella[66], confermata nel corso dello stesso anno da G. P. Kuiper[67]. Si tratta di una coppia di stelle rosse di sequenza principale che si pensa siano distanti circa 10 000 UA dalla coppia di giganti[17]. Sebbene la coppia, da quando è stata osservata per la prima volta, abbia compiuto pressappoco 30° della sua orbita, Heintz (1975) ha provato a calcolarne in via preliminare i parametri: egli stima che le due stelle orbitino intorno al baricentro comune in 388 anni, che il semiasse maggiore dell'orbita sia 3,72 " (corrispondenti a 48 UA, cioè circa 7,2 miliardi di km), che essa non abbia eccentricità e che sia inclinata di 65,0° rispetto alla nostra visuale; infine egli stima che l'argomento del pericentro sia 0°[68].

Le componenti di questo sistema sono state chiamate Capella C e Capella D (altrove Capella H e Capella L). Heintz (1975) stima che Capella C abbia una magnitudine compresa fra 9,5 e 10 e Capella D fra 12 e 12,5; inoltre egli tenta anche una stima della massa totale del sistema (0,78 M☉) e di quella delle due componenti (0,65 M☉ per Capella C e 0,13 M☉ per Capella D)[68].

Capella C [modifica]

La pubblicazione di Leggett e colleghi (1996) raccoglie uno studio approfondito di 16 stelle rosse di sequenza principale, fra cui anche Capella C. In questo studio Capella C è assegnata alla classe spettrale M1[3] con una magnitudine apparente di 9,53[8]. Il suo colore rosso-arancione è dovuto alla bassa temperatura superficiale, pari a 3700 ± 150 K; la bassa temperatura, associata al raggio pari a 0,54 ± 0,03 R☉ fanno sì che la stella abbia una luminosità circa 0,05 volte quella solare[8]. Leggett e colleghi (1996) stimano che Capella C abbia una massa di 0,5-0,6 M☉, mentre Fischer e Marcy (1992) stimano una massa di 0,53 M☉[10].

Capella D [modifica]

Capella D è a sua volta una stella rossa di sequenza principale, di classe spettrale M5[4], con una magnitudine apparente 13,7[4] e una massa di 0,19 M☉[10]; si suppone che la sua luminosità ammonti allo 0,05% di quella solare[9].

Compagne visuali [modifica]

Nei pressi della coppia di giganti, si possono osservare, oltre a Capella C e D, almeno altre sei compagne visuali, che con molta probabilità non sono fisicamente legate alla coppia principale[69]. Le compagne visuali sono elencate nella tabella sottostante; l'assegnazione delle lettere presuppone che le due giganti siano chiamate Capella Aa e Capella Ab, mentre le nane rosse che fisicamente fanno parte del sistema, altrove designate con le lettere C e D, sono qui designate con le lettere H e L.

Designazione della stella doppia/multipla WDS 05167+4600[70]
Componente Primaria Ascens. retta (α)
Epoca J2000.0		 Declinazione (δ)
Epoca J2000.0		 Epoca della separazione osservata Distanza angolare dalla primaria Angolo rispetto alla primaria Magnitudine apparente (V) Database di riferimento
B A 05h 16m 42,7s +46° 00′ 55″ 2009 89,8'' 7° 17,1 SIMBAD
C A 05h 16m 35,9s +46° 01′ 12″ 2009 130,5'' 332° 15,1 SIMBAD
D A 05h 16m 40,1s +45° 58′ 07″ 2009 73,2'' 194° 13,6 SIMBAD
E A 05h 16m 30,9s +46° 02′ 28″ 2009 191,2'' 326° 12,1 SIMBAD
F A 05h 16m 48,748s +45° 58′ 30,84″ 2009 109,2'' 136° 11,7 SIMBAD
G A 05h 16m 31,852s +46° 08′ 27,42″ 2003 522,4'' 349° 8,06 SIMBAD

Altre caratteristiche [modifica]

Composizione chimica [modifica]

Nonostante Capella sia una delle stelle più luminose della volta celeste, sono stati condotti pochi studi sulla composizione chimica della sua atmosfera. Uno dei pochi studi che si occupa dell'argomento è McWilliam (1990)[71], che riporta una metallicità [Fe/H] = −0,37 ± 0,22. Se questo valore fosse corretto, significherebbe che Capella possiede una abbondanza di elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio pari a 42% di quella del Sole.

Tuttavia la misura di McWilliam (1990) non è probabilmente molto accurata. Essa si basa presumibilmente sulle linee spettrali ben definite della primaria, ma non tiene conto del fatto che le linee della secondaria si sovrappongono in molti punti con quelle della primaria facendole apparire più deboli. Inoltre McWilliam adotta una temperatura superficiale di 5 270 K, derivante dalla fotometria della luce combinata delle due componenti, ma che è troppo elevata per la sola primaria. Infine McWilliam utilizza i valori delle abbondanze di metalli nel Sole di Grevesse (1984)[72]; quando queste siano corrette con quelle riportate nel più recente Grevesse & Sauval (1998)[73], allora il valore di [Fe/H] viene corretto in –0,20 ± 0,22. Ciò significa che Capella avrebbe una abbondanza di metalli corrispondente a circa il 63% di quella solare.

Una misurazione più recente della metallicità di Capella si deve a Fuhrmann (2011), che riporta un valore molto di elevato di [Fe/H] = +0,05 ± 0,08, che equivale a una abbondanza di metalli pari al 112% di quella solare[15].

Un altro indizio sulla composizione chimica di Capella potrebbe derivare dal fatto che essa appartiene probabilmente alla Corrente delle Iadi[30]. Infatti, essendo le stelle della Corrente nate dalla stessa nebulosa, esse dovrebbero avere metallicità simili. Tuttavia non c'è accordo fra i valori della metallicità media delle stelle della corrente riportati in letteratura. Zhao e colleghi (2009) stimano un valore di [Fe/H] = -0,09 ± 17[31], pari all'85% della metallicità solare, mentre Fuhrmann (2011) ipotizza [Fe/H] = +0,07 ± 0,08, un valore molto vicino a quello da lui misurato per Capella[74].

Il rapporto fra le abbondanze di due isotopi del carbonio, il 12C e 13C, è importante perché è indicativo dello stato evolutivo di una stella. Per quanto riguarda Capella, Tomkin e altri (1976) hanno misurato un rapporto di 27 ± 4 fra questi due isotopi[75].

Emissione di raggi X [modifica]

Lo spettro della calda corona di Capella mostra numerose linee di emissione di atomi altamente ionizzati. Lo spettro può essere interpretato come originato dalla somma delle emissioni di plasma scaldato a 3 milioni K (blu) e di plasma scaldato a 18 milioni K (rosso). Fonte: ESA.

Le prime identificazioni, ancora incerte, di Capella quale fonte di raggi X risalgono a due lanci di razzi di tipo Aerobee-Hi il 20 settembre 1962 e il 15 marzo 1963. Essi rilevarono una fonte di raggi X all'ascensione retta 05h 09m e alla declinazione +46°, che, anche se con incertezza, venne identificata con Capella[76].

Il 5 aprile 1974 Capella venne identificata in modo certo come una fonte di raggi X[77]. In quella data un sensore montato su un razzo captò per 133 secondi raggi X provenienti da Capella aventi energia di 0,2–1,6 keV. La luminosità dei raggi X (Lx) fu misurata ammontare a ~1024 W (1031 erg s−1): si tratta di una luminosità 10 000 volte superiore rispetto a quella solare in questa lunghezza d'onda[77]. Si trattava della prima identificazione certa di una fonte di raggi X con una stella.

I raggi X sono sicuramente originati in una corona, che raggiunge una temperatura di parecchi milioni di gradi e simile a quella che circonda il Sole. Capire se i raggi X provenissero da Capella A o da Capella B o da tutte e due le stelle si è rivelato particolarmente complicato. Linsky e colleghi (1998) hanno utilizzato il Goddard High-Resolution Spectrometer (GHRS) del telescopio spaziale Hubble per studiare la linea spettrale del Fe xxi a 1354 Å (che compare quando la temperatura raggiunge i 10 milioni K) e per cercare di determinare il contributo delle due componenti di Capella al flusso di raggi X[78]. È risultato che le due componenti contribuiscono in modo pressoché uguale al flusso e che pertanto entrambe sono dotate di corona. Il plasma della corona non presentava grandi turbolenze e quindi Linsky e altri (1998) hanno supposto che esso fosse magneticamente confinato[78].

Tuttavia Young e colleghi (2001), sulla base dei dati raccolti dal telescopio spaziale FUSE e in particolare della riga spettrale del Fe xviii a 974 Å (che compare quando la temperatura raggiunge i 6,3 milioni K), concludono che il flusso di raggi X proviene per il 75% dalla primaria[79].

Ishibashi e colleghi (2006) hanno analizzato varie righe di emissione del ferro, del silicio, dell'ossigeno e di altri elementi, che compaiono a temperature comprese fra i 2 milioni e i 10 milioni K, osservando i dati inviati dal telescopio spaziale Chandra. Essi concludono che è la primaria a essere dominante nel contributo al flusso totale di raggi X, sebbene a temperature superiori ai 10 milioni K, il contributo della secondaria diventi importante[80].

La dominanza della primaria nel flusso dei raggi X è particolarmente interessante anche in vista del fatto che invece nella banda dell'ultravioletto è la secondaria ad essere la più luminosa[81].

Osservazioni sul lungo periodo (1 anno) del flusso di raggi X tramite i telescopi spaziali Chandra e XMM-Newton hanno permesso di stabilire che esso è relativamente costante, mostrando una variazione di circa il 3%. La costanza del flusso è confermata anche dalle variazioni sul breve periodo (secondi e minuti). Ciò permette di concludere che i raggi X sono originati in un corona stabile e non vengono originati in flare[82]. Inoltre l'emissione massima di raggi X è originata dal plasma avente la temperatura di 6-8 milioni K, ma è presente anche plasma meno caldo (particolarmente abbondante quello a 2 milioni K), e più caldo (fino a 30 milioni K)[82]. È stato ipotizzato che queste differenze corrispondano alle diverse temperature possedute dai differenti loop di plasma magneticamente confinati che formano la corona di Capella[82].

Capella ripresa alle lunghezza d'onda dei raggi X dal telescopio spaziale Chandra. Il punto luminoso al centro dell'immagine corrisponde a Capella. I diversi colori rappresentano le diverse temperature del plasma.


Età e stato evolutivo [modifica]

Almeno a grandi linee lo stato evolutivo di Capella A e Capella B è chiaro. Esse sono nate qualche centinaio di milioni di anni fa come due stelle bianco-azzurre appartenenti alle ultime sottoclassi spettrali della classe B o alle prime della classe A. Tuttavia esse si trovano ora in un avanzato stato evolutivo: avendo esaurito l'idrogeno presente nel loro nucleo, esse hanno abbandonato la sequenza principale. Capella A, essendo più massiccia, ha avuto una evoluzione più rapida: questo spiega la minore temperatura superficiale di questa stella rispetto alla compagna, il maggior raggio e la minore velocità di rotazione su se stessa.

Tuttavia, al di là di questo quadro di massima, il preciso stato evolutivo delle due stelle è oggetto di discussione. Da questo punto di vista, Capella rappresenta un caso favorevole in quanto sono disponibili dati circa le abbondanze degli isotopi del carbonio e dell'azoto. Questi elementi sono coinvolti nelle reazioni nucleari del ciclo CNO. Quando una stella della massa di Capella A o B esce dalla sequenza principale, sviluppa una zona convettiva in superficie che si inspessisce mano a mano che si avvicina al ramo delle giganti rosse. Questa zona mescola i prodotti del ciclo CNO che si trovano in profondità e li fa risalire in superficie. Quindi le abbondanze di questi prodotti sono un indice dello spessore della zona convettiva e, di conseguenza, dello stadio evolutivo raggiunto dalla stella.

Posizione di Capella e di altre stelle nel diagramma HR.

Per quanto riguarda Capella B c'è un generale consenso circa il fatto che essa si trovi nella lacuna di Hertzsprung[5]: essa avrebbe cioè esaurito l'idrogeno presente nel suo nucleo, ma non avrebbe ancora cominciato a fondere l'elio che si è accumulato al centro della stella. Il nucleo di elio, non sostenuto da reazioni nucleari, starebbe quindi contraendosi e la sua temperatura starebbe innalzandosi. Le reazioni nucleari si starebbero svolgendo nel guscio di idrogeno che circonda il nucleo inerte di elio.

Per quanto riguarda Capella A, invece, non si è ancora raggunto un consenso circa la precisa fase evolutiva nella quale la stella si trova. Iben (1965) ha inaugurato una scuola di pensiero secondo la quale Capella A è nella fase della fusione dell'elio[83]. Se ciò è corretto, Capella A ha un nucleo attivo in cui l'elio, tramite il processo tre alfa, si sta trasformando in carbonio e ossigeno. La maggior parte degli studiosi ritiene la valutazione di Iben corretta. Sulla stessa linea di Iben (1965) si sono posti Barlow e colleghi (1993)[44], Hummel e colleghi (1994)[34] e Iwamoto & Saio (1999)[84].

Esiste tuttavia un'altra linea di pensiero secondo la quale Capella A non ha ancora raggiunto lo stadio evolutivo della fusione dell'elio. Questa tesi è stata sostenuta mediante diverse argomentazioni: Boesgaard (1971) si basa sulle abbondanze del litio, troppe elevate per una stella che sta già fondendo l'elio[85]; Bagnuolo & Hartkopf (1989) si basano invece sulla risicata differenza di luminosità fra le due componenti, troppo piccola per poter ipotizzare stati evolutivi molto differenti[86]; infine un qualche supporto a questa tesi è arrivato dalle nuove misurazioni della massa delle due componenti compiute da Torres e colleghi (2009): l'esiguità della differenza di tali masse depone a favore della tesi di stati evolutivi simili.

Torres e colleghi (2009) hanno utilizzato diversi modelli di evoluzione stellare e sulla base delle misurazioni di massa, temperatura, luminosità, raggio, metallicità, rapporto fra le abbondanze degli isotopi del carbonio, rapporto fra le abbondanze di carbonio e azoto, abbondanza del litio hanno cercato una soluzione che facesse combaciare tutti i dati. Tuttavia nessun modello di evoluzione riesce a rendere conto di tutti questi fattori: ciò può essere dovuto o a errori nelle misurazioni o a errori nei modelli evolutivi o a entrambe le cose. Sebbene le soluzioni che pongono Capella A in una fase precedente al flash dell'elio sembrino accomodare meglio i risultati delle varie misurazioni, nessuna di esse è pienamente soddisfacente. Pertanto non è possibile al momento argomentare in modo conclusivo circa lo stato evolutivo in cui si trova Capella A e sono necessari ulteriori studi e ulteriori misurazioni per arrivare a una conoscenza meno approssimativa di questa stella[5].

Le soluzioni più soddisfacenti sperimentate da Torres e colleghi (2009) circa lo stato evolutivo delle due componenti pongono l'età di Capella fra i 540 e i 590 milioni di anni[5]. Qualunque sia il loro preciso stato evolutivo attuale, le due componenti hanno intrapreso il cammino che le porterà a diventare delle giganti rosse. Nei prossimi milioni di anni esse sono destinate ad aumentare il loro volume e a diminuire la loro temperatura superficiale. In ogni caso, anche al culmine della sua fase di gigante, la principale raggiungerà un raggio di 35 R☉, restando ben all'interno del suo lobo di Roche, che è posto a circa 60 R☉ di distanza dal suo centro; ciò impedirà scambi significativi di materiale fra le due stelle[5]. Fra qualche decina di milioni di anni, Capella A e B espelleranno i loro strati esterni e i loro nuclei inerti di carbonio e ossigeno diventeranno due nane bianche.

Per quanto riguarda invece Capella C e D, essendo marcatamente meno massicce delle loro compagne, avranno una evoluzione molto più lenta e sono destinate a rimanere all'interno della sequenza principale per diverse decine di miliardi di anni.

Il cielo visto da Capella [modifica]

Un ipotetico osservatore situato su un eventuale pianeta in orbita attorno a Capella vedrebbe il cielo leggermente diverso da quello osservabile sulla Terra: questo perché le distanze dal sistema solare di molte delle stelle più brillanti visibili dal nostro pianeta differiscono in maniera sostanziale rispetto a quelle che le separano da Capella. Sirio non sarebbe la stella più luminosa del cielo visto da Capella, in quanto trovandosi ad una distanza di 40 anni luce sarebbe "solo" di magnitudine 1,92[87]. La stella più brillante del cielo sarebbe dunque Canopo, con una magnitudine di -0,55, davanti a Aldebaran, che a 37 a.l. da Capella avrebbe una magnitudine di -0,4[87]. La terza stella più brillante sarebbe anche la seconda più vicina in assoluto al sistema di Capella, ovvero λ Aurigae, una stella simile al Sole che ad appena 4,6 anni luce brillerebbe di magnitudine -0,07. Anche Castore, che si trova a 25 anni luce da Capella, sarebbe sensibilmente più luminosa che vista dalla Terra, e con una magnitudine di 0,07 sarebbe più brillante delle lontane supergiganti di Orione, Rigel e Betelgeuse. Vega, come Sirio, perderebbe molto della sua luminosità rispetto alla visione terrestre, in quanto la sua distanza è quasi il doppio (50 a.l.) e la sua magnitudine sarebbe +1,57[87]. Oltre una magnitudine più debole che vista da Terra sarebbe anche Arturo (+1,10), distante 62 anni luce da Capella[87].

Il cielo visto dal baricentro del sistema di Capella, nei pressi della coppia AB. Il Sole, evidenziato dalla freccine rosse, apparirebbe come una stellina di sesta magnitudine, nei pressi della coda dello Scorpione.

Il nostro Sole invece sarebbe al limite della visibilità a occhio nudo: di magnitudine 5,4, sarebbe visibile tra la costellazione dell'Altare e la coda dello Scorpione, non lontano da Sargas[87][88].

Benché le due giganti gialle che dominano il sistema di Capella siano stelle relativamente giovani rispetto al Sole, tuttavia, a causa della loro maggiore massa, esse sono già uscite dalla sequenza principale. Attualmente un eventuale pianeta orbitante intorno alla coppia AB per avere acqua liquida sulla sua superficie dovrebbe trovarsi a 12,5 UA dal baricentro della coppia, ma durante la loro permanenza nella sequenza principale avrebbe dovuto trovarsi molto più vicino a una delle stelle rispetto a ora[9]. Tuttavia, le componenti C e D del sistema hanno davanti a loro un tempo ben più lungo di esistenza nella sequenza principale, e nonostante l'abitabilità di pianeti attorno alle nane rosse possa essere compromessa da diversi fattori che caratterizzano tali sistemi quali la rotazione sincrona del pianeta e i brillamenti che tipicamente coinvolgono le nane rosse, rimane comunque più probabile l'esistenza di un pianeta abitabile in orbita stabile attorno a una di queste due deboli stelle piuttosto che attorno a una gigante gialla. La componente C, di classe M1, ha una zona abitabile centrata attorno a 0,11 UA dalla stella[9]. Il cielo visto da un ipotetico pianeta attorno a questa componente sarebbe dominato dalla coppia di giganti gialle, che a 10 000 UA di distanza non sarebbero distinguibili ad occhio nudo l'una dall'altra e brillerebbero di magnitudine -12,6, luminosità paragonabile a quella della Luna piena vista dalla Terra[89].

Dalla più debole delle due nane rosse, Capella D, la maggiore delle due nane rosse, trovandosi ad appena 48 UA, apparirebbe come una brillante stella di magnitudine di -14,2[88].

Etimologia e significato culturale [modifica]

I nomi di Capella e il loro significato [modifica]

Il nome "Capella" in latino ha il significato di capretta. Questo nome è stato dato a Capella almeno a partire dai tempi dei poeti romani Marco Manilio, Ovidio e Plinio il Vecchio[18]. Anche Claudio Tolomeo, nel libro VII dell'Almagesto, designa la stella come αίξ aiks, cioè capra in greco; cfr. il termine greco moderno Αίγα Aiga "capra"[90].

Capella e i suoi immediati dintorni. Capella è la stella più brillante della fotografia mentre le tre stelle luminose in basso a destra sono ε, ζ e η Aurigae. Esse formano un asterismo di forma triangolare chiamato nei Paesi anglosassoni the kids. ζ e η Aurigae, le stelle alla base del triangolo, sono soprannominate i capretti.

In tempi medioevali veniva chiamata anche con il nome di Alhajoth (scritto anche come Alhaior, Althaiot, Alhaiset, Alhatod, Alhojet, Alanac, Alanat, Alioc), che può essere una corruzione del suo nome arabo العيوق al-cayyūq.[91]; questo nome non ha alcun significato definito in arabo[92], ma potrebbe essere a sua volta una arabizzazione del termine greco αίξ, capra[90].

Un altro nome arabo è Al Rākib, che significa il Conducente. Probabilmente questo nome è stato attribuito a Capella per la sua posizione molto settentrionale nel cielo che la fa apparire sopra le altre stelle luminose, quasi le sorvegliasse[90].

Un ulteriore nome arabo è Al Hadi, il cantante che incita le truppe cammellate, identificate con le Pleiadi. Infatti nell'antica Arabia le Pleiadi sorgevano quasi contemporaneamente a Capella, come ora accade per gli osservatori posti a 40° N[93].

Nella astronomia cinese tradizionale, Capella faceva parte di un asterismo chiamato 五車 (cinese semplificato: 五车 , Wŭ chē), che significa i cinque cocchi. Tale costellazione era formata, oltre che da Capella, da β, ι, θ Aurigae, nonché da β Tauri[94][95]. Poiché Capella era la seconda stella dell'asterismo, era chiamata 五車二, (cinese semplificato: 五车二 , Wŭ chē èr, che significa secondo dei cinque cocchi).[96]. La relazione fra il cocchio cinese e l'Auriga occidentale è singolare, ma forse casuale perché probabilmente il nome cinese fa riferimento al cocchio dei Cinque Imperatori[90].

Capella viene chiamata Colca in quechua[97] e Hoku-lei in hawaiiano, che significa stella-ghirlanda[98]. Presso i beduini del Negev e del Sinai Capella è nominata al-‘Ayyūq ath-Thurayyā, cioè "Capella delle Pleiadi", dato il ruolo da essa giocato nell'individuazione di questo ammasso di stelle[99], posto nella vicina costellazione del Toro.

Significato culturale [modifica]

Data la sua grande luminosità, Capella ha attirato l'attenzione su di sé fin dai tempi più remoti. Risale probabilmente ai Babilonesi la rappresentazione della costellazione dell'Auriga come un cocchiere con una capra sulle spalle[100]. Ciò costituisce una prova che molte delle costellazioni greche hanno una origine mesopotamica. All'interno di questa costellazione, Capella, data la sua luminosità, ha avuto un posto preminente: essa era per gli accadici Dil‑gan I‑ku, la Messaggera della Luce, o Dil‑gan Babili, la stella Patrona di Babilonia[100]. Presso gli Assiri era invece conosciuta come I‑ku, la Conducente. Questi titoli derivavano dal fatto che in ambito babilonese l'inizio dell'anno veniva calcolato sulla base della posizione di Capella in relazione a quella della Luna il giorno dell'equinozio primaverile. Poiché, a causa della precessione degli equinozi prima del 1730 a. C., la primavera cominciava quando il Sole entrava nella costellazione del Toro, Capella era chiamata anche la stella di Mardūk, essendo questo dio associato al toro a causa della sua grande potenza[97]. In una iscrizione cuneiforme Capella è associata al dio delle tempeste, un carattere che ritornerà nella culture greca e romana. Ad esempio, l'astronomo e poeta ellenista Arato di Soli la considera un segno di pioggia, seguito da Manilio, Ovidio e Plinio il Vecchio[97].

Pierre Julien, Amaltea e la capra di Giove, Louvre

Gli antichi Egizi probabilmente la identificavano con il dio Ptah: si suppone che essa venisse osservata mentre tramontava da un tempio dedicato a questo dio nel 1700 a.C. a Karnak, presso Tebe[97]. In uno zodiaco rinvenuto a Dendera Capella è raffigurata come un gatto mummificato con una figura maschile coronata con piume nella mano aperta[97].

Nella mitologia indù, Capella rappresentava il Brahma Ridaya, cioè il cuore di Brahma, il dio creatore dell'induismo. La stella chiamata nel Ṛgveda Āryaman o Airyaman potrebbe essere Capella o Arturo[97].

Nella mitologia romana Capella è stata identificata con la capra Amaltea che allattò Giove sul monte Ida a Creta. Giove era stato lì nascosto dalla madre Rea per sfuggire al padre Crono, il quale divorava tutti i suoi figli neonati per evitare di essere spodestato da uno di loro, come aveva predetto un oracolo. Diventato il re degli dei, Giove, per ringraziare Amaltea, diede un potere alle sue corna: il possessore poteva ottenere tutto ciò che desiderava. Da qui la leggenda del corno dell'abbondanza, o cornu copiae, detto anche Corno di Amaltea. Alla morte della capra, Giove la pose, insieme ai suoi capretti, tra gli astri del cielo. Essa divenne così Capella mentre i due suoi capretti divennero ζ Aurigae e η Aurigae, che, come si è detto, sono chiamate nel mondo anglosassone i capretti[97]. Secondo un'altra versione del mito, Amaltea era una ninfa che allattò il dio bambino con latte di capra, assieme a sua sorella Melissa, che invece lo nutrì con miele. Secondo un'altra versione ancora, Amaltea e Melissa sono sostituite da Adrastea e da Ida, figlie del re di Creta Melisseo[97]. Capella è stata a volte identificata anche con una delle corna della capra che allattava Giove fanciullo, rotta dal dio mentre giocava con lei e trasferita in cielo come Cornucopia[97].

In astrologia, si crede che Capella porti ricchezza e onori civili e militari[97]. Nel medioevo Capella è una delle 15 stelle fisse di Behenian, associata allo zaffiro quale pietra preziosa, e alla menta, alla mandragora e al timo quale pianta. Agrippa von Nettesheim riporta il suo segno cabalistico Agrippa1531 Hircus.png e il nome di Hircus (termine latino per capra)[101][102].

Uso del nome "Capella" [modifica]

Il nome della stella è stato utilizzato:

Note [modifica]

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m Capella -- Double or multiple star in SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato in data 11 febbraio 2013.
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    ove m_f è la magnitudine combinata e m_1 e m_2 le magnitudini delle due componenti. Cfr. Magnitude Arithmetic in Weekly Topic. Caglow. URL consultato in data 27 febbraio 2013.
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Voci correlate [modifica]

Voci generiche [modifica]

Posizione [modifica]

Liste [modifica]

Nella fiction [modifica]

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